Especialización en Comunicación Pública de la Ciencia y Periodismo Científico

De acuerdo a lo que informa la Facultad de Astronomía y Geofísica de la Universidad Nacional de La PLata en su boletin de noticias del 26 de marzo, el Consejo Superior de la Universidad Nacional de Córdoba (UNC) aprobó la Especialización en Comunicación Pública de la Ciencia y Periodismo Científico. Está previsto que el dictado de la misma sea en 2011. La citada Especialización surge a partir de un acuerdo interinstitucional entre la Escuela de Ciencias de la Información (Facultad de Derecho y Ciencias Sociales) y la Facultad de Matemática, Astronomía y Física de la UNC.

En Principia, la revista digital de la Facultad de Matemática, Astronomía y Física (FAMAF) de la Universidad Nacional de Córdoba (UNC) se publica este texto sobre la creación de la nueva carrera:

Nuevas carreras de posgrado para nuevos roles sociales de la ciencia.

Las sociedades cambian con el tiempo. Desde el siglo XIX, en el cual se sentaron las bases de la ciencia nacional, la sociedad argentina experimentó grandes transformaciones. Con esos cambios, fueron desarrollándose nuevas necesidades y demandas sociales que alcanzan a todos los sectores, incluido el sistema científico. Algunas de esas demandas tienen que ver con la resolución de problemas mediante tecnologías o métodos novedosos; otras se relacionan con la democratización del acceso y la producción del conocimiento.

Una estrategia para dar respuesta a estas necesidades consiste en el desarrollo de trayectos educativos y carreras de posgrado novedosos, con fuerte actividad práctica, que permitan formar profesionales con competencias adaptadas al nuevo escenario. En esa línea debe entenderse la implementacion de la Especializacion en Enseñanza de las Ciencias Experimentales y la Tecnología, carrera aprobada por CONEAU y que dictarán en forma conjunta la Facultad de Ciencias Exactas, Físicas y Naturales y el Centro de Estudios Avanzados, y la Especialización en Comunicación Pública de la Ciencia y Periodismo Científico, que promueven la Facultad de Matemática, Astronomía y Física, la Escuela de Ciencias de la Información de la Facultad de Derecho y Ciencias Sociales, y el Ministerio de Ciencia y Tecnología de la Provincia de Córdoba.

Está claro ya que enseñar ciencia, y comunicar ciencia son actividades que requieren formación y práctica específica. La Universidad Pública se está comprometiendo a dar pasos hacia la progresiva profesionalización de esas actividades.

Fuente:
• Boletin de noticias
• Importantes novedades académicas y de Posgrado en la ECI
• Principia

Jóvenes argentinos participarán de la Feria Internacional de Ciencias e Ingeniería INTEL-ISEF 2010

El ministro de Educación de la Nación, Alberto Sileoni, se reunió el 30 de marzo con los alumnos y alumnas que representarán al país en la International Science and Engineering Fair INTEL-ISEF 2010, que se realizará en mayo próximo en California, Estados Unidos.

Todos los años, INTEL auspicia las Ferias de Ciencias de más de 40 países, posibilitando que los mejores proyectos puedan formar parte de la Feria Mundial de Ciencias e Ingeniería INTEL-ISEF. En la edición 2010 de este evento participarán más de 1500 iniciativas de todo el mundo.

Durante el encuentro, los alumnos detallaron al ministro y al resto de los presentes en qué consisten los trabajos presentados que llevarán al certamen de California. Lucas Conci y Juan José Velasco, alumnos del Instituto Parroquial “Bernardo D’Elia” (Villa Carlos Paz, Córdoba), explicaron que su proyecto “sirve para medir la distancia Tierra – Luna sabiendo la velocidad angular de traslación de la Luna alrededor de la Tierra a través de un dispositivo accesible a nivel económico y en su uso para todas las personas”.

Los chicos decidieron participar del concurso “porque es una tradición de la escuela”, pero a partir de la investigación “nos dimos cuenta que nadie sabe lo que es la ciencia hasta que no practica ciencia y gracias a esta experiencia pudimos definir nuestra vocación”, comentaron. Actualmente los dos tienen 18 años y estudian Astronomía y Física de la Universidad Nacional de Córdoba.

Los seis trabajos ganadores de la beca INTEL-ISEF 2010 son:

1. "Medición de la distancia Tierra-Luna mediante un método dinámico": obtuvo el primer puesto de la FNCyT 2009 con 100 puntos, y fue realizado por alumnos del Instituto Parroquial "Bernardo D’Elia", de Villa Carlos Paz, Córdoba.
2. "H2 Ojo" (2º puesto FNCyT 2009, 98.33 puntos). Colegio "San José Adoratrices", Concordia, Entre Ríos.
3. “Básicamente llueve II” (3° puesto FNCyT 2009, 96.33 puntos). Colegio “San Ignacio”, Tandil, Buenos Aires.
4. “Los aromas secretos de la penca” (6° puesto FNCyT 2009, 91.33 puntos). CBU Rural “Estación Chuña”, Estación Chuña, Córdoba.
5. “Reutilización para ahorrar energía eléctrica II” (8º puesto FNCyT 2009, 91 puntos). Escuela Técnica N° 2 “Ing. Santiago Barabino”, La Banda, Santiago del Estero.
6. “Automatización del cuarto eje de fresadora CNC” (10º puesto FNCyT 2009, 89 puntos). Escuela Industrial Superior, Santa Fe, Santa Fe.

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Fuente: Ministerio de Educación- Prensa y Comunicación.

Fotografía: Crédito: Ministerio de Educación- Prensa y Comunicación.

Los astrónomos ven una supernova histórica desde un nuevo ángulo

Desde que Galileo apuntó por primera vez un telescopio hacia el cielo hace 400 años, una gran cantidad de avances tecnológicos han permitido a los astrónomos ver objetos muy débiles, objetos muy lejanos, e incluso la luz que es invisible al ojo humano. Sin embargo, un aspecto suele quedar fuera de nuestro alcance: el beneficio de una perspectiva 3-D.

Imagen registrada por el Observatorio Chandra de rayos X del remanente de la supernova Cassiopeia A (Cas A). Las regiones de color rojo, verde y azul en esta imagen de rayos X de Cas muestran donde la intensidad de los rayos X de baja, media y alta energía, respectivamente, es mayor. Si bien esta foto muestra los restos de la estrella que explotó, los ecos de luz nos muestran la luz reflejada de la propia explosión.
Crédito: NASA / CXC / MIT / UMass Amherst / MDStage et al.

Nuestros telescopios muestran la Vía Láctea, tal como ésta aparece desde un único punto de vista: el de nuestro sistema solar. Ahora, utilizando una técnica simple pero potente, un grupo de astrónomos dirigido por Armin Rest, de la Universidad de Harvard, ha visto una estrella en explosión de supernova desde varios ángulos.

"El mismo hecho se ve diferente desde distintos lugares de la Vía Láctea", dijo Rest. "Por primera vez, podemos ver una supernova desde un punto de vista extraterrestre."

La supernova dejó detrás el remanente gaseoso de Cassiopeia A. La luz de la supernova cubrió la Tierra unos 330 años atrás. Pero la luz que tomó un camino más largo, reflejándose en las nubes de polvo interestelar, recién ahora está llegando hasta nosotros. Es este débil reflejo de la luz lo que los astrónomos han detectado.

La técnica se basa en el concepto familiar de eco, pero aplicado a la luz en vez del sonido. Si usted grita, "¡Eco!" en una cueva, las ondas sonoras rebotan en las paredes y se reflejan de nuevo hacia sus oídos, creando ecos. Del mismo modo, la luz de la supernova se refleja en el polvo interestelar para después dirigirse a la Tierra. Las nubes de polvo actúan como un espejo, creando ecos de luz que vienen de diferentes direcciones, dependiendo de la ubicación de las nubes.

"Al igual que los espejos en un vestuario le muestran un conjunto de ropa desde todos lados, las nubes de polvo interestelar actúan como espejos que nos muestran las diferentes partes de la supernova", explicó Rest.

Por otra parte, un eco audible se retrasa, ya que toma tiempo para que las ondas sonoras reboten alrededor de la cueva y atrás. Los ecos de luz también se retrasan por el tiempo que tarda la luz en viajar por el polvo y reflejarse atrás. Como resultado de ello, el eco de la luz de la supernova puede llegar cientos de años después que la supernova se ha desvanecido.

Los ecos de luz no sólo dan a los astrónomos la oportunidad de estudiar directamente las supernovas históricas, aportan también una perspectiva 3-D, ya que cada eco viene de un lugar con una visión diferente de la explosión.

Aquí se muestran tres ecos de luz de la supernova Cas A en tres filas. Para cada fila, el panel de la izquierda es una imagen de referencia, mientras que el panel del medio muestra el mismo campo de visión en un momento posterior. Los paneles de la derecha muestran la diferencia entre los dos disparos anteriores, destacando el (cambiante) eco de luz. La posición y el tamaño de la rendija de espectroscopía se indica mediante la capa rectangular. Para todas las imágenes, el norte está arriba y el este hacia la izquierda.
Crédito: CFA / KPNO

Mucha gente piensa que una supernova es como una poderosa explosión de fuegos artificiales, la expansión hacia el exterior en una concha redonda que tiene el mismo aspecto desde cualquier ángulo. Sin embargo, al estudiar los ecos de luz, el equipo descubrió que una dirección en particular, se veíasignificativamente diferente de las demás.

Ellos encontraron señales de gas de la explosión estelar fluyendo hacia un punto a una velocidad de 14.5 millones de kilómetros por hora (4.000 kilómetros por segundo), mucho más rápido que en cualquier otra dirección observada.

"Esta supernova tenía dos caras!", dijo Ryan Foleye, co-autor del Smithsonian. "En una dirección la explosión de la estrella se desplazó a una velocidad mucho mayor".

Los estudios previos apoyan el hallazgo del equipo. Por ejemplo, la estrella de neutrones creada cuando el núcleo de la estrella colapsó se desplaza por el espacio a cerca de 1.300.000 kilómetros por hora en dirección opuesta al eco de esa luz única. La explosión de gas puede haber pateado el gas de un lado y la estrella de neutrones por el otro lado (como consecuencia de la tercera ley de Newton del movimiento, que establece que cada acción tiene una reacción igual y opuesta).

Combinando las mediciones de la nueva luz de eco y los datos de rayos X del movimiento de la estrella de neutrones sobre el remanente de supernova, los astrónomos han ensamblado una perspectiva 3-D, obteniendo una nueva visión de la supernova Cas A.

"Ahora podemos conectar los puntos de la explosión en sí misma, a la luz de la supernova y al remanente de supernova", dijo Foley.

Cassiopeia A se encuentra a unos 16.000 años luz de la Tierra y contiene materia a temperaturas de alrededor de 28 millones de grados centígrados, lo que la hace brillar en rayos X. Un modelo 3-D en computadora del remanente está en línea.

Visualización 3-D de Cassiopeia A. Crédito: NASA/CXC/MIT/T.Delaney et al.

El telescopio Mayall de 4 metros en el Kitt Peak National Observatory se utilizó para localizar los ecos de luz. El seguimiento de los espectros fue obtenido con el Telescopio Keck I de 10 metros.

Con sede en Cambridge, Massachusetts, el Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) es una colaboración conjunta entre el Observatorio Astrofísico Smithsoniano y el Observatorio del Harvard College. Los científicos del CfA, organizados en seis divisiones de investigación, estudian el origen, evolución y destino último del universo.

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Fuente:
Astronomers See Historical Supernova From a New Angle

Tomando la temperatura de la materia extrema

Investigadores del Colisionador de Iones Pesados Relativísticos (RHIC) han medido la temperatura de la materia densa caliente creada en una colisión nuclear.

Figura 1: El diagrama de fase de QCD (Cromodinámica Cuántica) con una posible línea crítica: Una transición de fase de primer orden terminando en un extremo crítico. La región de temperatura deducida por la colaboración PHENIX aparece en azul. Ilustración: Carin Cain.

El estudio de la materia densa y caliente define una vasta área de la ciencia que actualmente genera y disfruta de una enorme actividad teórica y experimental en muchos campos. Esta paleta de las investigaciones científicas comprende varias disciplinas en física; dos buenos ejemplos son la física de materia condensada y la física de plasmas. A medida que subimos en la escala de energía, nos encontramos con la física nuclear y de partículas, la astrofísica y la cosmología. En el extremo superior de esta escala, la física de la materia en condiciones extremas de temperatura y densidad implica la teoría de la interacción fuerte -la cromodinámica cuántica (QCD)- y busca responder a preguntas como las siguientes [1]: ¿Qué sucede en lo profundo del interior de una estrella de neutrones? ¿Qué es el diagrama de fase de la materia regulada por la QCD? Como se informó en la revista Physical Review Letters [2] y la revista Physical Review C [3], los investigadores del Laboratorio Nacional de Brookhaven, nos han llevado ahora cerca de este objetivo mediante la medición de una propiedad fundamental: la temperatura de la materia extremadamente caliente.

El Colisionador de Iones Pesados Relativísticos (RHIC, en inglés Relativistic Heavy Ion Collider), actualmente terminando su primera década de funcionamiento en el Laboratorio Nacional Brookhaven, es un complejo acelerador dedicado al estudio de las múltiples facetas de la QCD. Tiene un programa de investigación que aspira a entender cuantitativamente las contribuciones individuales de los bloques de construcción del protón (quarks y gluones) a su espín, y un programa de iones pesados. En el segundo caso, grandes núcleos de oro son acelerados a una velocidad muy cercana a la de la luz, y colisionados para crear un volumen de materia hadrónica densa y caliente, más grande y más energético que los nucleones que forman los núcleos atómicos. Uno de los objetivos del RHIC es el estudio en la mayor parte de muchos cuerpos, del comportamiento de la QCD y aclarar su diagrama de fase (Fig. 1). En este contexto, las implementaciones numéricas de QCD en una retícula espacio-tiempo han predicho una transición de los fenómenos físicos asociados con la "materia hadrónica" ordinaria (nucleones, piones, etc) hacia los quarks, antiquark y gluones constituyentes. También se espera que este cambio debería ocurrir cuando la temperatura se aproxima y excede Tc ~ 170 MeV (recordar que aquí se utiliza la relación entre energía y temperatura: 1 MeV ≈ 10¹⁰K).

En su objetivo de formar y caracterizar esta nueva e insólita forma de la materia, a menudo llamada "plasma de quarks y gluones", RHIC ha descubierto una gran cantidad de nuevos fenómenos que de forma inequívoca señalan una excitante nueva física. Por ejemplo, los espectros del impulso transversal de las moderadas partículas "soft" (de baja energía), emitidas por las colisiones nucleares en el RHIC, junto con su anisotropía azimutal, son muy coherentes con las simulaciones basadas en la hidrodinámica relativista ideal (es decir, cuando la viscosidad es esencialmente cero) [4]. Para valores superiores de los impulsos transversales, las expectativas iniciales de que la dinámica sería compatible con las predicciones de la QCD perturbativa (pQCD) demostraron ser incorrectas. En los valores de energía similares a los que se accede por el RHIC, la versión perturbativa de la cromodinámica cuántica (pQCD) se comprueba que trabaja bien en los estudios de las colisiones nucleón-nucleón. La definición de una variable experimental para hadrones moderados que es la unidad, si las colisiones nucleares son simplemente una superposición de colisiones protón-protón, RAA=(dNAA/dpT)/[Ncoll(dNpp/dpT)] (donde Ncoll es el número de colisiones en binario; Npp impulsos normales en colisión protón-protón), RHIC ha mostrado muy convincentemente que RAA sigue siendo baja hasta valores altos del impulso transversal pT. Esto sugiere muy fuertemente que jets enérgeticos de QCD son apagados por la fuerte interacción del medio y que se fragmentan en los hadrones moderados con menos de energía [5]. Estos y otros descubrimientos de peso realizados por RHIC han traído esperanzas y expectativas iniciales en un enfoque más preciso: Algunas estimaciones iniciales predijeron que el QGP (Plasma Quark Gluon) se comporta como un gas que interactúa débilmente. Ahora aparece en lugar de ser fuertemente acoplados -un "sQGP" (Plasma Quark Gluon fuertemente acoplado)-, es decir, es más como un "líquido" que como un gas.

RHIC se mueve ahora en una apasionante fase de caracterización, y cuantificará málejos las propiedades de la sQGP. En esta tarea, el uso de sondas de penetración es de un valor incalculable. La radiación electromagnética juega un papel especial aquí: ya que el camino libre medio de los fotones es mucho más grande que la típica escala nuclear, los fotones salen indemnes de la zona de interacción y vuelan a los detectores. Esta ventaja, sin embargo, también tiene sus inconvenientes: la pequeñez de la constante de acoplamiento electromagnético, αEM = 1/137, que establece el tamaño de la señal, complica la tarea de extraer información. Además, los fotones (reales y virtuales) son emitidos a través de la historia de la interacción nuclear y el modelado teórico de la evolución de todo el espacio-tiempo es entonces necesario para interpretar las mediciones.

La colaboración PHENIX ha llevado a cabo una medición de los fotones "directos" emitidos en colisiones nucleares relativistas de núcleos de oro en el RHIC, a una energía de colisión (en el centro de masas) de √s_NN=200 GeV [2] (raiz cuadrada en el primer miembro). Los fotones directos son los que no están relacionados con el decaimiento de las partículas hadrónicas; ellos son así una clara prueba de la fuerte interacción térmica del medio. PHENIX observa un gran exceso de fotones directos en las colisiones Au-Au, por encima de lo esperado en los resultados p-p (protón-protón) debidamente ampliados. Esta medida representa un gran avance en varios frentes. En primer lugar, se aprovecha de una técnica experimental inteligente que consiste en la extrapolación de los resultados de las mediciones de fotón virtual (con la participación de pares de leptones de carga opuesta) a la masa invariante del par leptón cero [6], e interpretándolos como mediciones de los fotones reales [3]. Esta técnica ha sido verificada por la coherencia en las colisiones protón-protón. En segundo lugar, mediante el ajuste de los fotones núcleo-núcleo a una fuente térmica, la colaboración PHENIX es capaz de obtener una temperatura.

Esta temperatura es la temperatura "efectiva", debido al menos a dos razones: (1) Los fotones son emitidos en todo el proceso de colisión, a medida que la temperatura evoluciona. Fases diferentes a diferentes valores de la temperatura contribuirán entonces a lo que se mide de impulso transversal (pT) bajo. (2) El medio hidrodinámico desarrolla un flujo de salida [7], que puede afectar a los espectros de impulso transversal y por lo tanto hará que la temperatura aparentemente cambie hacia arriba. Para las colisiones centrales Au- Au (casi de frente), la colaboración PHENIX deduce una temperatura efectiva de T = 221 ± 19 (estadística) ± 19 (sistemática) MeV. La "verdadera" temperatura inicial, Tinit, se obtiene entonces al basarse en modelos teóricos. Como pueden diferir en detalles, este resultado de PHENIX lleva a una incertidumbre que puede atribuirse a la teoría. Modelos con 300 MeV≤Tinit ≤ 600 MeV se encuentran en aparente acuerdo con los datos de PHENIX [2, 3]. Tengamos en cuenta que incluso el límite inferior excede con creces el valor de Tc deducido del reticulado QCD.

Es justo escribir que esta determinación de la temperatura representa un hito concreto y definitivo, si se confirma, en la cuantificación de la sQGP y en la determinación de sus propiedades exactas. También constituye una invitación a los teóricos para perfeccionar sus propias simulaciones, que se aplicarán a otros resultados interesantes aún por venir de RHIC y del programa de iones pesados que comenzará en el LHC. RHIC está ahora avanzando en las mediciones cuantitativas precisas de algunas de las magnitudes físicas más básicas necesarias para entender la materia en la parte superior de la escala de temperatura.

Referencias

1. Joseph I. Kapusta and Charles Gale, Finite-Temperature Field Theory: Principles and Applications (Cambridge University Press, Cambridge, 2006)[Amazon][WorldCat].
2. A. Adare A. et al. (PHENIX Collaboration), Phys.. Rev. Lett. 104, 132301 (2010).
3. A. Adare A. et al. (PHENIX Collaboration), Phys.. Rev. C 81, 034911 (2010).
4. M. y L. Gyulassy McLerran, Nucl. Phys.. A 750, 30 (2005).
5. Adcox K. et al., Phys.. Rev. Lett. 88, 022301 (2002).
6. La masa invariante M se define como M = √ (E ² - p ²), donde E y p son la energía total y el impulso respectivamente de la serie de partículas que están siendo consideradas. Si el conjunto contiene sólo una partícula, es la masa en reposo.
SA Voloshin, AM Poskanzer, y R. Snellings, arXiv: 0809.2949 (NUCL-ex).

Un punto de vista sobre:

Enhanced Production of Direct Photons in Au+Au Collisions at sqrt[sNN] =200 GeV and Implications for the Initial Temperature
A. Adare et al. (PHENIX Collaboration)
Phys. Rev. Lett. 104, 132301 (2010) – Publicado Marzo 29, 2010
Descargar PDF (gratis)

Detailed measurement of the e+e- pair continuum in p+p and Au+Au collisions at sqrt[sNN] =200 GeV and implications for direct photon production
A. Adare et al. (PHENIX Collaboration)
Phys. Rev. C 81, 034911 (2010) – Publicado Marzo 29, 2010
Descargar PDF (gratis)

Sobre el Autor

Charles Gale
Charles Gale es Profesor James McGill y Presidente del Departamento de Física de la Universidad McGill. Su investigación se extiende a ambos lados nuclear y la física de partículas y se centra principalmente en la física de la interacción fuerte de la materia densa y caliente. Ha sido elegido miembro de la American Physical Society, y miembro de la Asociación Americana para el Avance de la Ciencia.

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Más información:
• RHIC
• PHENIX
• QCD
• ¿Cómo obtiene el protón su giro?

Fuente:
Taking the temperature of extreme matter (Physics)

XVII Simposio Chileno de Física

La Sociedad Chilena de Física (SOFICHI) ha hecho llegar a la Asociación Física Argentina una invitación especial para que las físicas y físicos residentes en Argentina participen del XVII Simposio Chileno de Física que se llevará a cabo en la ciudad de Pucón, del 10 al 12 de Noviembre de 2010.

Organizan la Sociedad Chilena de Física y el Dpto. Ciencias Físicas Universidad de La Frontera

Más información:
XVII Simposio Chileno de Física

Décimo Simposio de Investigación en Educación en Física (SIEF 10)

Las autoridades de la Asociación de Profesores de Física de Argentina (APFA) y el Comité Organizador invitan a todos los socios y amigos de la Asociación Física Argentina (AFA) a participar del Décimo Simposio de Investigación en Educación en Física (SIEF 10) a realizarse en la ciudad de Posadas, Misiones, del 6 al 8 de Octubre de 2010.

Los Simposios de Investigación en Educación en Física (SIEF) son eventos bienales promovidos por la Asociación de Profesores de Física de la Argentina APFA. El propósito general de los mismos es ofrecer un ámbito de comunicación, debate y reflexión sobre la educación en física y la didáctica de las ciencias como campo de investigación.

El Simposio permitirá reunir a investigadores, profesores y todos aquellos interesados en la enseñanza de las ciencias para compartir sus producciones y experiencias. Si bien el eje es la educación en Física, todos los aportes relacionados con la enseñanza de las ciencias naturales o las matemáticas son bienvenidos.

A través de la presentación y discusión de trabajos, desarrollo de mesas redondas y conferencias, y conformación de grupos de discusión, se analizarán y debatirán cuestiones relevantes que contribuyan a mejorar la educación en ciencias en todos los niveles educativos y consolidar el área de investigación en enseñanza de las ciencias.

Más información:
Décimo Simposio de Investigación en Educación en Física (SIEF 10)

PIA12982: Restos polvorientos de una estrella colapsada

Una nueva imagen de los telescopios espaciales Chandra y Spitzer de la NASA muestra los polvorientos restos de una estrella colapsada. El polvo vuela alejándose y envuelve a una familia cercana de estrellas.

Imagen compuesta de los telescopios espaciales Chandra (azul) y Spitzer (verde y rojo-amarillo)de la NASA muestra los restos polvorientos de una estrella colapsada, un remanente de supernova llamada G54.1 +0.3. Imagen: NASA / CXC / JPL-Caltech / Harvard-Smithsonian CfA.

"Los científicos creen que las estrellas en la imagen son parte de un grupo estelar de una supernova que explotó", dijo Tea Temin, del Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica en Cambridge, Massachusetts, quien dirigió el estudio. "El material eyectado en la explosión está ahora soplando más allá de estas estrellas a altas velocidades."

La imagen compuesta de G54.1 +0.3 está en línea en Fotojournal de la NASA: PIA12982. En ella se muestran los datos del Observatorio Chandra de rayos X en color azul, y los datos del telescopio espacial Spitzer en verde (menor longitud de onda) y rojo-amarillo (más larga). La fuente blanca cerca del centro de la imagen es una densa estrella de neutrones en rápida rotación, o púlsar, que quedó después del colapso del núcleo en la explosión de supernova. El púlsar genera un viento de partículas de alta energía - visto en los datos de Chandra - que se expande en el ambiente circundante, iluminando el material eyectado en la explosión de supernova.

La capa infrarroja que rodea el viento del pulsar se compone de gas y polvo que se condensaron de los desechos de la supernova. A medida que el polvo frío se extiende a los alrededores, es calentado e iluminado por las estrellas en el cúmulo, de modo que se puede observar en el infrarrojo. El polvo más cercano a las estrellas es el más caliente y se ve brillante en color amarillo en la imagen. Parte del polvo también está siendo calentado por el viento del pulsar en expansión, ya que alcanza el material en la capa.

El ambiente único en el que esta supernova explotó hace posible que los astrónomos observen el polvo condensado de la supernova que suele ser demasiado frío para emitir en el infrarrojo. Sin la presencia del grupo estelar, no sería posible observar este polvo hasta que se convierte en energía y es calentado por una onda de choque de la supernova. Sin embargo, la acción misma del calentamiento por choque destruye muchas de las partículas más pequeñas de polvo. En G54.1 +0.3, los astrónomos están observando el polvo prístino antes de esa destrucción.

G54.1 +0.3 proporciona una oportunidad emocionante para los astrónomos de estudiar el polvo de la supernova recién formado antes de que sea alterado y destruido por los choques. La naturaleza y la cantidad de polvo producido en las explosiones de supernovas es un antiguo misterio, y G54.1 +0.3 proporciona una pieza importante del rompecabezas.

El Centro de Vuelo Espacial Marshall de la NASA de Huntsville, Alabama, dirige el programa Chandra para la Ciencia Espacial de la NASA en Washington. El Observatorio Astrofísico Smithsonian controla la ciencia de Chandra y las operaciones de vuelo desde Cambridge, Massachussets.

Las observaciones de Spitzer se hicieron antes de que el telescopio perdiera su refrigerante en mayo de 2009 y comenzara su misión "cálida". El Laboratorio de Propulsión Jet de la NASA en Pasadena, California, dirige Spitzer para el Directorio de Ciencia Espacial de la NASA, Washington. Las operaciones científicas se llevan a cabo en el Centro Científico Spitzer en el Instituto de Tecnología de California en Pasadena. Caltech dirige el JPL para la NASA.

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Más información:

Sobre el Telescopio Espacial Spitzer:
• http://www.spitzer.caltech.edu/spitzer
• http://www.nasa.gov/spitzer.

Sobre el Observatorio Chandra de rayos X:
• http://chandra.harvard.edu
• http://chandra.nasa.gov.

Artículo traducido de:
Ashes to Ashes, Dust to Dust: Chandra/Spitzer Image
Whitney Clavin. Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California.
Megan Watzke. Chandra X-ray Center, Cambridge, Massachussets.

Para seguir hoy la Primera Física del LHC en el CERN

A la 1:06 pm (Hora de verano de Europa Central - CEST) de hoy, los primeros protones chocaron a 7 TeV (3,5 TeV por haz) en el Large Hadron Collider. Estas primeras colisiones, registradas por los experimentos del LHC, marcan el inicio del programa de investigación del LHC.

Las emisiones por Internet están disponibles hasta las 18:15 (Hora Central Europea de verano - CEST). La transmisión web principal incluirá material en vivo desde la sala de control para el acelerador LHC y desde las salas de control de los cuatro principales experimentos del LHC: ALICE, ATLAS, CMS y LHCb.

Más información

• Ver las emisiones vía Internet
• Versión amigable móvil de la transmisión web principal
• Espejo de la transmisión web principal por TF1
• Últimas fotos
• Comunicado de prensa: CERN pone fecha para el primer intento de colisiones a 7 TeV en el LHC.

Captura de pantalla hecha en el Centro de Control del CERN (CCC) durante el intento de colisiones a 7 TeV. Crédito: CERN.

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Fuente:
Centro Europeo de Investigaciones Nucleares (CERN)

Más información sobre la observación de geo-neutrinos en las profundidades de la Tierra

Utilizando un instrumento delicado que se encuentra bajo una montaña en el centro de Italia, dos físicas de la Universidad de Massachusetts Amherst miden algunos de las más débiles y más raras partículas jamás detectadas, geo-neutrinos, con la mayor precisión jamás lograda. Los datos revelan, por primera vez, una señal bien definida, por encima del ruido de fondo, de la extremadamente rara partícula, el geo-neutrino, desde las profundidades de la Tierra.
Geo-neutrinos a través de una imagen en corte de nuestro planeta. Crédito: KamLAND.

Financiado por la Fundación Nacional de Ciencias, las investigadoras Laura Cadonati y Andrea Pocar, de la Universidad de Massachusetts Amherst, forman parte del equipo de Borexino internacional, cuyos resultados están disponibles en la edición en internet de la revista Physics Letters B.

Los geo-neutrinos son anti-neutrinos producidos en la desintegración radioactiva de uranio, torio, potasio y rubidio. Se encuentran en rocas antiguas en lo profundo de nuestro planeta. Esas desintegraciones se cree que contribuyen con una parte importante pero desconocida al calor generado en el interior de la Tierra, donde el calor influye en la actividad volcánica y los movimientos de las placas tectónicas, por ejemplo. Borexino, el gran detector de neutrinos, sirve como una ventana para mirar profundo en el núcleo de la Tierra y dar parte sobre la estructura del planeta.

Borexino está situado en el Laboratorio Nacional del Gran Sasso, un laboratorio de física bajo tierra en un largo túnel de 10 km a 1.5 km bajo el Gran Sasso, o montaña de la Gran Roca, en los Apeninos y operado por el Instituto italiano de Física Nuclear. El instrumento detecta anti-neutrinos y otras partículas subatómicas que interactúan en su centro líquido especial, una esfera de 300 toneladas de líquido de centelleo rodeado por un delgada balón transparente de nylon de 8.5 metros de diámetro. Todo esto "flota" dentro de otras 700 toneladas de líquido amortiguador en un tanque de acero inoxidable de 13.7 metros de diámetro sumergido en agua ultra purificada. El líquido de amortiguación protege el centellador de la radiación de las capas más externas del detector y sus alrededores.

Diseño del experimento de neutrinos solares Borexino. Crédito: CERN Courier.

El líquido de centelleo se llama así porque cuando los neutrinos pasan a través de el, liberan su energía como pequeños destellos de luz. Los neutrinos y sus antipartículas, llamadas "anti-neutrinos, no tienen carga eléctrica y su masa es minúscula. A excepción de la gravedad, sólo interactúan con la materia a través de la fuerza nuclear débil, esto los hace extremadamente raros y difícil de detectar, ya que los neutrinos no "sienten" las otras dos fuerzas conocidas de la naturaleza, la electromagnética y la fuerza nuclear fuerte.

Borexino es uno de los pocos de estos detectores subterráneos en el mundo y es apoyado por las instituciones de Italia, los Estados Unidos, Alemania, Rusia, Polonia y Francia. Diseñado para observar y estudiar los neutrinos producidos en el interior del Sol, ha resultado ser uno de los observatorios más eficaces de su clase en el mundo, con 100 veces el menor ruido de fondo, en parte debido a la extremadamente eficaz purificación del centellador y el uso de materiales de construcción libres de radiación.

Borexino no es el primer instrumento para buscar geo-neutrinos. En 2005, una colaboración entre Japón y Estados Unidos, operando un detector similar en Japón, fue capaz de identificar algunas de estas raras partículas. Pero esas mediciones fueron afectadas por el ruido de fondo radiactivo, los anti-neutrinos emitidos por varios reactores nucleares que operan en Japón.

Por el contrario, los nuevos datos de Borexino tienen un más fuerte significado e importancia, debido a su pureza y a la ausencia de reactores nucleares. Como Pocar explica, "el detector de Borexino es muy limpio y tiene niveles más bajos de impurezas radiactivas, nunca alcanzados antes en los experimentos de este tipo. Es realmente un aparato muy "tranquilo" para la observación de neutrinos de baja energía, y excepcionalmente preciso para distinguir estas partículas por el origen, ya sea solar, terrestre o producto de la mano del hombre." Italia no tiene centrales nucleares, añade.

El pequeño número de anti-neutrinos detectados en Borexino, sólo un par cada mes, ayuda a resolver una cuestión de larga data entre los geofísicos y geólogos acerca de si nuestro planeta alberga un enorme reactor nuclear natural en su núcleo. Basándose en la claridad sin precedentes de los datos de estos neutrinos, la respuesta es no, dicen las investigadoras de la Universidad de Massachusetts Amherst. "Esta es toda la nueva información que estamos recibiendo desde el interior de la Tierra de la sonda de geo-neutrinos", explica Cadonati . "Nuestros datos son interesantes porque abren una nueva frontera. Este es el comienzo. Se necesita más trabajo para una comprensión detallada del interior de la Tierra y la fuente de su calor, con los nuevos detectores de neutrinos por encima de la corteza continental y oceánica. "

En el futuro los investigadores internacionales esperan que las observaciones de detectores similares en Canadá, Japón y Borexino en Italia puedan ser coordinadas para mejorar aún más la detección de neutrinos y el análisis correspondiente.

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Fuente:
UMass Amherst Physicists Use Underground Lab to Detect Rare Particles, Peek into Earth’s Center

Más información:
Observation of Geo-Neutrinos (http://arxiv.org/abs/1003.0284). Colaboración Borexino.

Observatorio Astronómico de la India, el de mayor altitud en la tierra

Imagen en rayos X de todo el cielo obtenida por el telescopio de rayos X MAXI. Crédito: JAXA/RIKEN/MAXI-Team.

El observatorio ubicado a mayor altura en la tierra es el Observatorio Astronómico de la India, que se alza a 4.517 metros sobre el nivel del mar, en la cima del Monte Saraswati, en el escasamente poblado desierto del Valle de Hanle Changthang, Ladakh, muy cerca de la frontera de India con China.

Observatorio astronómico óptico e infrarrojo del Instituto Indio de Astrofísica (IIA). Crédito: IIA.

Justo encima, a una altitud media de 280 kilómetros, y en una región de muy baja densidad de población, la Estación Espacial Internacional proporciona a los astrónomos una instalación con una mayor altitud de observación. Y los astrónomos están haciendo buen uso de esta oportunidad. Arriba se muestra una imagen en rayos X de todo el cielo obtenida por el telescopio de rayos X MAXI, de Japón. MAXI es una cámara de rayos X altamente sensitiva, diseñada para controlar más de 1000 fuentes de rayos X en el espacio, en una amplia gama de bandas de energía de 0,5 a 30 keV, y está montado sobre la plataforma de observación Kibo expuesta en la Estación Espacial, que también fue construida por Japón.

Como sucede con cualquier otro observatorio pero basado en tierra, MAXI (y otros telescopios montados en la Estación Espacial) puede ser atendido por el personal en el sitio en caso de que surjan problemas o para aumentar el poder de observación. A diferencia de los observatorios terrestres, los telescopios montados en la estación espacial pueden observar todo el cielo en todo el espectro electromagnético, incluso las regiones (como la ultravioleta, rayos X o rayos gamma), que no penetran la atmósfera de la Tierra.

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Fuente:
A Higher Altitude Observatory
High Energy Astrophysics Science Archive Research Center (HEASARC)

La teoría de la dínamo terrestre explicada

Los recientes descubrimientos plantean cuestiones sobre cómo los planetas pequeños pueden tener campos magnéticos auto-sostenibles.

Una visión artística del interior de la Tierra, destacando las sucesivas capas. El campo magnético de la Tierra se genera a partir del hierro líquido situado en el núcleo externo del planeta, que se mueve constantemente a medida que el planeta se enfría. El núcleo externo se encuentra a unos 3.000 kilómetros por debajo de la superficie terrestre. Gráfico: Christine Daniloff.

El campo magnético global de la Tierra es generado en su núcleo metálico, situado a casi 3.000 kilómetros por debajo de la superficie del planeta. Ese campo ha existido en la Tierra por lo menos desde hace 3.500 millones de años y ofrece pistas sobre cómo se han formado otros planetas, las estrellas y los cuerpos celestes.

Mientras los científicos afinan su comprensión de cómo funciona este campo, en su investigación en curso de la historia planetaria, una idea que utilizan para explicar este proceso es la teoría de la dinamo, la idea de que existe una gran dinamo, o generador de campo magnético, en el núcleo externo de la Tierra, donde el hierro líquido se mueve constantemente a medida que el planeta se enfría. Este movimiento contínuo genera corrientes eléctricas debidas a los electrones que se mueven a través del líquido. En ese proceso, la energía del fluido en movimiento se convierte en un campo magnético que puede ser sostenido por miles de millones de años.

El conocimiento de que los cuerpos planetarios como la Tierra, la Luna, Marte, e incluso los asteroides tienen, o una vez tuvieron, un campo magnético, es crucial para entender su historia y su estructura interna. Esto se debe a que la presencia de un campo magnético dentro de un cuerpo también revela como probablemente se formó el núcleo metálico que genera ese campo, de acuerdo con Benjamin Weiss, profesor asociado en el Departamento de Ciencias de la Tierra, Atmosféricas y Planetarias. Este campo es una de las pocas maneras de percibir en forma remota un núcleo metálico tan profundamente enterrado debajo de la superficie de un cuerpo.

Si se magnetiza un fragmento de roca o de un cuerpo planetario, esto sugiere que el cuerpo experimentó la fusión a gran escala, en la que el material más pesado se hundió en el interior para formar un núcleo metálico y material más ligero flotando hacia la superficie, para crear una corteza rocosa. Este proceso le da a un planeta su historia como tal. "De lo contrario, sería un montón de polvo espacial", dijo Weiss.

La determinación de si un planeta generó un campo magnético en el pasado no sólo es importante para inferir la presencia de un núcleo, sino que también puede ser importante para aprender sobre el origen del cuerpo planetario e incluso la historia del cambio climático en ese cuerpo.

Por ejemplo, a pesar de que Marte no tiene un campo magnético generado por una dínamo central hoy, Weiss y sus colegas han identificado magnetización en las rocas marcianas, lo que indica que Marte tuvo un fuerte campo global miles de millones de años atrás. Parece que la desaparición de esta dínamo inicial coincidió con la pérdida de la densa atmósfera temprana de Marte y la transición del promitivo clima cálido y húmedo a las condiciones frías e inhóspitas actuales del planeta.

Pero la comprensión de los científicos de la teoría de la dínamo se ha complicado por los recientes descubrimientos de rocas magnetizadas de la Luna y de antiguos meteoritos, así como el hallazgo de un campo de dínamo activa sobre Mercurio, todos ellos lugares que se pensaba que tal vez se han enfriado demasiado rápido o eran demasiado pequeños para generar un campo magnético auto-sostenible. Se creía que los cuerpos más pequeños no podían tener dínamos porque se enfrían más rápidamente y por lo tanto tendrían más probabilidades de tener núcleos metálicos que no se quedan en estado líquido durante mucho tiempo.

En 2008, un grupo conducido por el MIT, que incluía a Weiss, descubrió huellas magnéticas en trozos de pequeños objetos llamados planetesimales rocosos, que se cree que se estrellaron entre sí para formar los planetas rocosos hace 4.500 millones años atrás. Planetesimales que se había pensado que eran demasiado pequeños para haber formado dínamos en los núcleos. De acuerdo con Weiss, el hallazgo sugiere que el mantenimiento de un campo magnético como el de la Tierra no requiere un gran núcleo de refrigeración líquida que se mueva constantemente y genere corrientes, sino que también podría ser de alguna manera generado por el núcleo de un cuerpo más pequeño, como los planetesimales, algunos de los cuales sólo tienen 160 kilómetros de ancho.

Los científicos pronto tendrán la gran y esperada oportunidad de explorar la relación entre el tamaño de un cuerpo y su capacidad de tener una dinamo gracias a la nave espacial Dawn de la NASA, que fue lanzada en septiembre de 2007 para el estudio de Ceres y Vesta, los dos mayores asteroides en el cinturón de asteroides situados entre Marte y Júpiter. Dawn está programada para entrar en órbita alrededor de Vesta en 2011, y uno de los principales objetivos de la misión es probar si Vesta, que tiene un diámetro medio de 530 kilómetros, tiene un núcleo. Un grupo de meteoritos magnetizados conocidos como los meteoritos HED se cree que son de Vesta y podrían ser evidencia de una temprana dínamo en el asteroide.

Acondritas del grupo HED. De izquierda a derecha, una howardita, una eucrita y una diogenita. Crédito: Wikipedia.

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Artículo traducido y adaptado de:
Explained: Dynamo theory
Por Morgan Bettex, MIT News Office.

Información relacionada:
• Misión DAWN de la NASA (JPL)
• Grupo HED de meteoritos (Wikipedia)

Los agujeros negros ganan masa y se encienden durante las colisiones de galaxias

Los gigantescos agujeros negros situados en el centro de las galaxias crecen principalmente como resultado de las colisiones intergalácticas, según los resultados presentados por un grupo de astrónomos dirigido por el Dr. Ezequiel Treister de la Universidad de Hawai, publicados en la edición del 25 de marzo de la revista internacional Science.

Figura 1: Ejemplos de galaxias interactuando y fusionándose fuertemente, conteniendo un agujero negro supermasivo oscurecido y creciente, observado por el Telescopio Espacial Hubble. Los paneles superiores muestran las galaxias cercanas a unos 500 millones de años luz de nosotros, mientras que las galaxias más distantes en los paneles inferiores están a unos 6.500 millones de años luz de distancia, cuando el universo tenía la mitad de su edad actual. Durante los primeros 10 a 100 millones de años después de la fusión, el agujero negro en expansión sigue estando muy oculto, tras lo cual se convierte en un cuásar ópticamente muy luminoso, que brilla de nuevo por otros 10 a 100 millones de años antes de que probablemente llegue a su límite superior. Crédito: Paneles principales: NASA, ESA, Hubble Heritage (STScI / AURA) -ESA/Hubble colaboración, y A. Evans (Universidad de Virginia, Charlottesville / NRAO / Stony Brook University). Paneles de fondo: E. Treister y Karen Teramura (IFA, de la Universidad de Hawai)

A medida que las nubes de gas son absorbidas en las galaxias por su agujero negro central, este emite grandes cantidades de radiación, dando lugar a objetos que los astrónomos llaman cuásares. "Encontramos que estos agujeros negros están originalmente ocultos por grandes cantidades de polvo", dijo Treister, "pero después de 10 a 100 millones de años, este polvo es expulsado por la fuerte presión de la radiación, dejando el cuásar al desnudo, haciéndose muy visible en longitudes de onda ópticas, para seguir brillando por otros 100 millones de años".

Para este estudio, el grupo de datos combinados, obtenidos con los observatorios espaciales Hubble, Chandra y Spitzer, permitió identificar un gran número de cuásares oscurecidos, envueltos en el polvo, a distancias muy grandes, de hasta 11.000 millones de años luz de distancia, cuando el Universo se encontraba todavía en su infancia. "Durante muchos años, los astrónomos creían que estas fuentes eran muy raras. ¡Ahora estamos viéndolas en todas partes!" agregó Treister. Dado que la mayoría de las emisiones de estos cuásares oscurecidos está oculta, los astrónomos miran en longitudes de onda infrarrojas, para detectar signos de polvo muy caliente, y en rayos X, que son menos afectados por el oscurecimiento. Los investigadores descubrieron que el número de cuásares oscurecidos en relación con los despejados fue significativamente mayor en el universo temprano de lo que es ahora.

"Sabíamos en teoría que las fusiones de galaxias masivas ricas en gas fueron más frecuentes en el pasado; estas observaciones encajan muy bien en este escenario", agregó el profesor Priyamvada Natarajan de la Universidad de Yale, el segundo autor y teórico del equipo. "Sabíamos que este es definitivamente el caso de las galaxias cercanas", dijo el profesor David Sanders, de la Universidad de Hawai y participante en esta investigación", pero este resultado demuestra que esto ocurre en todo el Universo".

Más investigadores analizaron las imágenes de estas galaxias distantes tomadas por el Telescopio Espacial Hubble, utilizando la nueva Cámara de Campo Amplio 3, instalada hace 10 meses durante la última misión de servicio. Estas imágenes revelan firmas evidentes de las interacciones y las fusiones, lo que confirma la hipótesis de este grupo. Finalmente, utilizando una simple receta teórica, los autores estimaron que se necesitan unos 100 millones de años para que la radiación del agujero negro, cada vez mayor, elimine el polvo y el gas de alrededor y exponga el cuásar desnudo.

Las fusiones de las galaxias principales son importantes para desencadenar los episodios de formación de estrellas y modificar la morfología de la galaxia. "Este trabajo confirma que las fusiones son también críticas para el crecimiento del agujero negro gigante del núcleo", dijo Natarajan. Las fusiones son por lo tanto esenciales para la evolución de una galaxia, y también la causa de que el agujero negro central gane masa tanto en la fase oscura como en la despejada.

Science Express publicó el documento de presentación de estos resultados el 25 de marzo. Ezequiel Treister es postdoctorado por la Universidad de Hawai. Otros co-autores de este trabajo son Priyamvada Natarajan (Yale), David Sanders (Universidad de Hawai), Meg Urry y Kevin Schawinski (Yale) y Jeyhan Kartaltepe , ex estudiante graduado de la Universidad de Hawai (NOAO) 2E.

Figura 2: Representación artística de las etapas de un cuásar después de una fusión de grandes galaxias. Inicialmente, el agujero negro está completamente envuelto por grandes cantidades de gas y polvo. Después de unos 100 millones de años la fuerte presión proporcionada por la emisión del cuásar es suficiente para apagar la mayoría de los gases de los alrededores, lo que revela un cuásar "desnudo", que es claramente detectable en longitudes de ondas ópticas y ultravioleta. Estos cuásares muy luminosos brillan por otros 10 a 100 millones de años. La mayor parte del crecimiento del agujero negro ocurre durante la fase de cuásar. Mientras que el agujero negro, antes de esa fase tiene una masa de alrededor de 1 millón de masas solares, la masa final puede ser de hasta 10.000 veces mayor. Credito: Visión artística: Karen Teramura (IFA, Universidad de Hawai). Imagen de galaxia: NASA, ESA, Hubble Heritage (STScI / AURA) -ESA/Hubble colaboración, y A. Evans (Universidad de Virginia, Charlottesville / NRAO / Stony Brook University).

Fundado en 1967, el Instituto de Astronomía de la Universidad de Hawaii en Manoa dirige la investigación sobre las galaxias, cosmología, estrellas, planetas, y el sol. La facultad y el personal también están involucrados en la educación de la astronomía, las misiones de espacio profundo, y en el desarrollo y la gestión de los observatorios de Haleakala y Mauna Kea.
Fundada en 1907 y totalmente acreditada por la Asociación Occidental de Escuelas y Colegios, la Universidad de Hawaii es el único sistema público del estado de Educación Superior. El Sistema de la Universidad de Hawaii ofrece una serie de pregrado, postgrado y títulos profesionales y programas para la comunidad en 10 campus a través de centros de educación, formación e investigación en todo el estado. La UH recibe a más de 50.000 estudiantes procedentes de Hawai, la parte continental de Estados Unidos y de todo el mundo.

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Artículo traducido y adaptado de:
Black Holes Gain Weight And Light Up during Galaxy Collisions
(Instituto de Astronomía de la Universidad de Hawai).

Suplemento Futuro de página 12

Ya está en línea Futuro, el excelente suplemento semanal de ciencia del diario Página 12, correspondiente al sábado 27 de marzo de 2010. Se actualiza en la red el mismo día de su publicación, a las 18 hs. Este es el contenido de esta edición:

Regreso a Plutón
A 80 AÑOS DE SU DESCUBRIMIENTO, NUEVAS IMAGENES Y DATOS DEL “PLANETA ENANO”
Plutón sufrió hace muy poco la degradación de “planeta” a la menos importante categoría de “planeta enano” (la verdad es que es difícil acostumbrarse a que no sea un planeta hecho y derecho, pero qué se le va a hacer). Sin embargo, el asunto es que se han obtenido nuevas fotos de ese lejano mundo, hacia donde ya está viajando una sonda automática. Vamos, pues, al “planeta enano” Plutón.
Por Mariano Ribas

EL HECHO TECNOLOGICO DEL AÑO
La Argentina satelital
Por Ignacio Jawtuschenko

Libros y publicaciones
Por Leonardo Moledo

Agenda científica

Se realizó en Bariloche la presentación de la misión SAC-D/Aquarius

SAC-D. Crédito: Comisión Nacional de Actividades Espaciales (CONAE).

La Comisión Nacional de Actividades Espaciales (CONAE) realizó el Seminario de la Misión Satelital SAC-D/Aquarius. El viernes 19 de Marzo fue presentado el SAC-D/Aquarius en Bariloche, fue una ocasión especial en la que se mostraron los objetivos y avances de la misión. Además constituyó una buena oportunidad para ver al satélite antes de su partida desde Argentina hacia el INPE (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais) de Brasil, para la realización de los ensayos ambientales. Luego de esta etapa será trasladado hacia Vandenberg (EEUU) desde donde será lanzado a bordo de un cohete Delta II.

El Seminario, que fue presidido por el Ministro de Relaciones Exteriores, Comercio Internacional y Culto y Presidente del Directorio de la CONAE, el Lic. Jorge Taiana, contó con la participación del Ministro de Ciencia, Tecnología e Innovación Productiva, Dr. Lino Barañao; el Secretario de Relaciones Exteriores y Vicepresidente del Directorio de la CONAE, Emb. Victorio Taccetti y los Secretarios: de Determinantes de la Salud del Ministerio de Salud, Dr. Eduardo Bustos Villar; de Planeamiento y Políticas en Ciencia, Tecnología e Innovación Productiva, Dra. Ruth Landeheim; de Ambiente y Desarrollo Sustentable, Dr. Homero Bibiloni; el Subsecretario de Inversión Pública, Lic. Alejandro Robba; y los embajadores de Brasil, Estados Unidos, Canadá, Italia y Francia.

Asimismo estuvieron presentes representantes de los entes de Sistema Científico Nacional participantes del proyecto, tales como: la Comisión Nacional de Energía Atómica (CONEA), el Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET), el Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), el Instituto Nacional del Agua (INA), el Instituto Nacional de Tecnología Agropecuaria (INTA), el Servicio Meteorológico Nacional (SMN), el Centro de Investigaciones Ópticas (CIOP), entre otros.

Aquarius aportado por la NASA. Crédito: Comisión Nacional de Actividades Espaciales (CONAE).

La Misión SAC-D/Aquarius permitirá:
• Contribuir a la comprensión de la circulación oceánica, la predicción de sus cambios, su efecto sobre el clima, el ciclo hídrico y la biología marina.
• Establecer relación entre parámetros ambientales con la biología y la ecología, el manejo y el control de las principales especies de importancia
económica para la actividad pesquera.
• Conectar variables climáticas y de humedad del suelo con la aparición y la dispersión de enfermedades.
• Estudiar la relación entre humedad del suelo a gran escala y alerta temprana de inundaciones.

Para cumplir con los objetivos enunciados, la misión satelital ha sido concebida como un complejo Observatorio, integrado por 8 instrumentos, encargados de realizar mediciones específicas vinculadas al océano, el clima y el ambiente.
La Misión SAC-D/Aquarius se desarrolla en el marco de una relevante cooperación asociativa entre la CONAE de Argentina y la NASA de los Estados Unidos de América y cuenta además como socios a los entes espaciales de Brasil, Canadá, Francia e Italia.
La misión es una cabal demostración de un Proyecto Nacional Científico Tecnológico de gran envergadura, desarrollado con la participación de los entes del Sistema Nacional de Ciencia y Tecnología, con un muy fuerte apoyo del Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación Productiva.

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La información anterior ha sido reproducida del sitio web de la CONAE, del archivo PDF: Se realizó en Bariloche la presentación de la misión SAC-D/Aquarius

Puede consultarse información detallada sobre SAC-D en el artículo Presentan el satélite argentino SAC-D, del blog "Ultimas noticias del cosmos"

Polvo en los cuásares del Universo temprano

Los quásares son galaxias cuyos núcleos muy brillantes se cree que contienen los agujeros negros alrededor de los cuales los discos de acreción están obteniendo materia de forma activa.

Una imagen del Hubble de un cuásar cercano. Nuevas observaciones en infrarrojo del Telescopio Espacial Spitz de quásares lejanos -objetos cuya luz son vestigios de una época temprana del universo (hace unos 12.000 millones de años)-, han descubierto que algunos al parecer datan de una época antes de que el polvo ya existiera, o al menos antes de que estuviera fácilmente disponible.
Crédito: NASA Hubble Space Telescope

El proceso de acreción libera gran cantidad de energía, y como resultado de esto los cuásares se encuentran entre las fuentes de energía más poderosa conocidas. Nadie sabe con certeza, sin embargo, cómo se forman estos objetos, cómo se desarrollan en el tiempo, o cómo exactamente se producen sus enormes energías. Debido a que son tan brillantes, los cuásares pueden verse incluso cuando están muy lejos, y esta combinación de ser a la vez muy enérgicos y encontrarse a distancias cosmológicas hace atractivos a los astrónomos que están tratando de averiguar la naturaleza de los agujeros negros ubicados en el centro de las galaxias (nuestra Vía Láctea tiene uno) y las condiciones en el universo temprano que incitan a estos monstruos formarse.

Hay unos cuarenta cuásares que se sabe que están tan lejos que su luz ha estado viajando hacia nosotros durante más de 12.000 millones de años; en otras palabras, sus agujeros negros ya estaban brillando intensamente cuando el universo era muy pequeño, menos de mil millones de años. La pregunta es: ¿se ven como los cuásares cercanos, o son diferentes de alguna manera? El astrónomo del Centro para Astrofísica (CfA) Shen Yue es un miembro de un equipo internacional de doce astrónomos que ha concluido que algunos de los cuásares remotos son muy distintos.

Usando cámaras sensibles del telescopio espacial Spitzer de infrarrojo, los científicos observaron veintiún cuásares distantes para determinar si pueden o no detectar la presencia de polvo caliente; ese polvo sería de esperar si realmente hay un disco de acreción de material caliente alrededor de un agujero negro. De hecho, el polvo caliente es un rasgo característico de los cuásares en el universo local.

Cabe destacar, como lo indican los informes del equipo en la edición de esta semana de Nature, que los cuásares en su estudio no muestran ninguna evidencia de polvo caliente. La implicación es que estas galaxias son tan primitivas (en términos cósmicos) que no ha habido tiempo para que hagan polvo, probablemente sea porque no ha habido tiempo de formar suficiente los elementos constitutivos químicos necesarios, o porque no ha habido tiempo para montarlos en los granos de polvo. Los resultados sugieren que estos objetos son de una época en el universo cuando el polvo fue lo primero que se hizo. El polvo es un catalizador clave en la transformación del gas atómico en las moléculas que facilitan el nacimiento y evolución estelar, y este nuevo resultado no sólo es importante para la investigación de los cuásares, sino también para ayudar a comprender cómo la primera generación de algunas de las estrellas en el universo llegó a existir.

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Fuente:
Quasar Dust in the Early Universe

El escalador de rocas contra la "Teoría del Todo" del surfista

La "excepcionalmente simple teoría del todo", propuesta por un físico surfista en 2007, no se sostiene, dice Skip Garibaldi, matemático de la Emory University.

Skip Garibaldi, el escalador de rocas que desafía al surfista. Crédito: Emory University.

Debo confesar que de entrada el asunto de esta noticia me ha resultado de lo más pintoresco. Quiero decir que esta situación se podría describir más detalladamente como "el surfista de Hawaii que fue desafiado por el escalador de rocas en la cima, ¿en la cima de una ola o en la cima de una montaña?, ¡no!... en la cima de la física actual". Porque el escenario es nada menos que embrollados asuntos en la frontera de la física, tales como la teoría de cuerdas, la alta energía, el modelo estándar, el LHC, el bosón de Higgs y hasta la materia y la energía oscuras.
Lo menos que puede uno espera entonces, es que de vez en cuando se armen estas riñas para hacer más amena la evolución de los acontecimientos.

Nada más de mi parte, he aquí la noticia:

Garibaldi, un escalador de rocas en su tiempo libre, hizo los cálculos para refutar la teoría, que implica una misteriosa (no para todos, claro) estructura matemática conocida como E8. El documento resultante, cuyo co-autor es el físico Jacques Distler de la Universidad de Texas, aparecerá en un próximo número de Communications in Mathematical Physics.

"Lo bonito de las matemáticas y la física es que no son subjetivas," dice Garibaldi. "Yo quería un trabajo publicado revisado por un par, de modo que la literatura científica proporcionara un estado exacto de las cosas, para ayudar a aclarar la confusión existente entre el público lego en este tema".

Garrett Lisi, el físico que publicó el documento "Una Excepcionalmente Simple Teoría del Todo". Crédito: Surfer Mag

En noviembre de 2007, el físico Garrett Lisi, publicó un documento en línea denominado "Una Excepcionalmente Simple Teoría del Todo". Lisi pasó mucho de su tiempo navegando en Hawaii, añadiendo un poco de fascinación de color a la historia en torno a la teoría. Aunque su paper no fue revisado, y Lisi le dijo al Daily Telegraph que la teoría estaba todavía en desarrollo y dio una "baja" probabilidad de predicción, la idea fue ampliamente difundida en los medios de comunicación, en virtud de llamar la atención con titulares como "Surfer dandy deja pasmados a los físicos con teoría del todo".

Garibaldi fue uno de los escépticos cuando la teoría golpeó las noticias. Así fue que Distler, un físico de partículas, escribió acerca de los problemas que vio que se presentaban con la idea de Lisi, en su blog. La iniciativa de Distler llevá a Garibaldi a pensar más en la cuestión, conduciéndolo eventualmente a su colaboración.

El documento de Lisi se centró en una elegante estructura matemática conocida como E8, que también aparece en la teoría de cuerdas. Identificada por primera vez en 1887, E8 tiene 248 dimensiones y no puede ser vista, tampoco dibujada, en su forama completa.

E8 a través de la inspiración gráfica. Crédito: Wikimedia Commons, JG Moxness, una emulación de un dibujado a mano original de Peter McMullen.

El enigmático E8 es el mayor y más complicado de los cinco excepcionales grupos de Lie, y contiene cuatro subgrupos que se relacionan con las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza: la fuerza electromagnética, la fuerza fuerte (que une los quarks); la fuerza débil (que controla el decaimiento radiactivo), y la fuerza gravitacional.

En pocas palabras, Lisi propone que el E8 es la fuerza unificadora para todas las fuerzas del universo.

"Eso sería genial si fuera cierto, porque me encanta E8", dice Garibaldi. "Pero el problema es que no funciona como se lo describió en su ponencia."

Como experto en varios de los grupos de Lie excepcionales, Garibaldi sentía la obligación de ayudar a aclarar las cosas.

"Un montón de misterio envuelve a los grupos de Lie, pero los hechos acerca de ellos no deben ser distorsionados", dice. "Estos son objetos naturales que son fundamentales para las matemáticas, así que es importante tener una comprensión correcta de ellos".

Usando álgebra lineal y la demostración de teoremas para traducir la física en matemática, Garibaldi y Distler no sólo demostraron que las fórmulas propuestas en el documento de Lisi no funcionan, sino que también demuestran los defectos de toda una clase de teorías relacionadas.

"Se puede pensar en E8 como si fuera una habitación, y los cuatro subgrupos relacionados con las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza, como muebles, como sillas, digamos," explica Garibaldi. "Es bastante fácil ver que la habitación es bastante grande como para que usted puede poner los cuatro de las sillas en su interior. El problema con "la teoría de todo" es que la forma en que organiza las sillas de la sala las hace no funcionales".

Él da el ejemplo de una silla invertida y apilada encima de la otra silla.

"Estoy cansado de responder preguntas acerca de la "teoría del todo", dice Garibaldi. "Me alegro de que ahora serán capaces de recurrir a un artículo científico revisado por un par que claramente refuta esta teoría. Creo que hay tantas grandes historias de la ciencia, que no hay razón para inflar algo que no funciona."

Esto es todo. Y hablando de "todo" me pregunto a quien habría que desafiar ahora, ¿a Lisi o a Garibaldi, o a los dos?. ¿estará alguien más cerca que otro del "todo"?. De hecho, si acuden al texto original usado aquí como fuente (Rock climber takes on surfer's theory) y publicado en el blog de la Emory University, verán que ya en el primer comentario al mismo alguien (John Albers de Louisville, Kentucky) desafía al desafiador (o desafiadores). Es más, a esta altura no me extrañaría que ese John Albers, para continuar con esta pintoresca "tradición", sea, por ejemplo, paracaidista, domador de leones, buceador o esquiador extremo.

Y como adelanto de lo que este Albers dice, cito este fragmento de su comentario: "...Tengo la capacidad de probar la existencia de esta teoría unificadora, que ustedes (por Distler y Garibaldi) dicen ser capaces de refutar. Mis afirmaciones son exactamente lo opuesto de sus reclamaciones y por lo tanto estamos en los extremos opuestos de la mesa... Puedo probar que existe una teoría unificada del todo que une las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza utilizando los componentes estructurales de E8 (con los muebles funcionalmente dispuestos en la habitación de su metáfora)...".

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En Wikipedia se puede leer Una teoría del todo excepcionalmente simple (An Exceptionally Simple Theory of Everything en inglés). Este artículo explica el contexto y la teoría misma de Lisi (enviada a arXiv library el 6 de noviembre de 2007), ahora desafiada por Garibaldi.

En arXiv se puede leer There is no "Theory of Everything" inside E8. Este es el trabajo de Jacques Distler y Skip Garibaldi desafiando a Lisi.

He utilizado como fuente: Rock climber takes on surfer's theory. Artículo publicado en el blog de Emory University.

Universo positivo: La hora del planeta 2010

Todavía estás a tiempo de apagar las luces porque es hoy, sábado 27, de 20.30 a 21.30. La Hora del Planeta 2010 (LHP) es la mayor campaña global que se realiza a favor de un PLANETA VIVO, o lo que es lo mismo, un PLANETA MEJOR.

LHP es una campaña a nivel mundial de la Organización Mundial de Conservación (WWF), que busca aumentar el nivel de conciencia sobre el cambio climático y promover que los gobiernos aprueben leyes y ratifiquen un tratado internacional que reduzca las emisiones de CO2.
Millones de personas y más de 6.000 ciudades del mundo se unen para demostrar que el cambio climático nos importa a todos.

Apagando las luces durante una hora los argentinos nos uniremos a millones de personas alrededor del mundo en la lucha contra el avance del cambio climático y enviaremos un mensaje a todos los líderes políticos.

El calentamiento global es el tema más inminente del momento y sus impactos son más graves de lo que pensábamos. NECESITAMOS ACTUAR YA.

Juntos podemos y debemos ser la 1º generación que diga BASTA a esta situación.
UNA HORA POR VEZ

Para más Información y para registrarte:
La hora del planeta 2010

Del XMM-Newton de la ESA a la tierra: Chips más rápidos y más baratos

Nuestro mundo está lleno de circuitos semiconductores integrados, comúnmente conocidos como microchips. Hoy en día los encontramos en computadoras, coches, teléfonos móviles y en casi todos los dispositivos eléctricos. La tecnología del telescopio espacial XMM-Newton de la ESA hará que estos chips sean mucho más pequeños, más rápidos y más baratos.

Del XMM-Newton a la litografía EUV para la producción de microchips. La empresa italiana Media Lario transfiere la tecnología de espejos desarrollada para el XMM-Newton a la litografía EUV para la producción de circuitos integrados semiconductores, comúnmente conocidos como microchips.

Los circuitos están grabados en los microchips actuales mediante luz ultravioleta. La demanda de chips más rápidos y potentes requiere el uso de la radiación ultravioleta extrema (EUV). Así pueden ser producidos circuitos de semiconductores mucho más pequeños, lo que lleva a los microchips a ser hasta 100 veces más rápidos y a los chips de memoria a tener hasta 100 veces más capacidad de almacenamiento.

El XMM-Newton de la ESA es el más sensible telescopio de rayos X jamás construido. Su diseño de alta tecnología utiliza más de 170 delgadas obleas de espejos cilíndricos, repartidas en tres telescopios.
Su órbita lo lleva a casi un tercio del camino a la Luna, de modo que los astrónomos pueden disfrutar de vistas largas e ininterrumpidas de los objetos celestes.
Este observatorio de rayos X único fue lanzado por el Ariane 5 desde el puerto espacial europeo en Kourou, en la Guayana Francesa, el 10 de diciembre de 1999. Su nombre se deriva de su diseño multi-espejo de rayos X y en honor de Sir Isaac Newton.
Créditos: ESA.

Sin embargo, las lentes convencionales no pueden enfocar los rayos EUV. En su lugar se deben utilizar espejos especiales de "incidencia rasante" y es aquí donde la tecnología espacial entra en juego.

La empresa italiana Media Lario Technologies ha desarrollado espejos de incidencia rasante para hacer chips mediante la ampliación de la tecnología utilizada originalmente en la producción de los avanzados espejos para telescopios del observatorio europeo XMM-Newton de rayos X.

Imagen de la galaxia espiral M 81 registrada por el XMM-Newton . Esta imagen ultravioleta de M 81 fue obtenida por el Monitor Óptico (OM) en el XMM-Newton, en abril de 2001. La imagen se forma a partir de tres exposiciones de 1000 segundos tomadas con filtros ultravioleta diferentes, centrada en aproximadamente 2000, 2300 y 2800 angstroms respectivamente. Abarca una región de un cuarto de grado cuadrado y enmarca la galaxia M 81 a lo largo de unos 22.000 años luz. El grupo de estudio de M 81 con el OM está dirigido por Alice Breeveld del Mullard Space Science Laboratory (MSSL), University College, Londres.

El Telescopio Espacial producido por tecnología de galvanoplastia de alta precisión

Desde 1999, el telescopio XMM-Newton ha estado entregando impresionantes imágenes de rayos X de nuestro Universo. Esto es sobre todo debido a sus excepcionales espejos -los más sensibles jamás desarrollados- que suman 200 metros cuadrados cubiertos por oro ultrasuave. Estadísticamente, los átomos de oro no sobresalen de la superficie por más que su propio tamaño.

Módulo de espejo de XMM-Newton. Uno de los tres módulos de espejo en el satélite XMM-Newton de la ESA, el modelo de vuelo. Cada uno contiene 58 espejos con una superficie óptica total de más de 120 metros cuadrados, más grande que una cancha de tenis.
Créditos: Media Lario Technologies.

La compañía Media Lario fue seleccionada en 1995 para desarrollar estos notables espejos. Había que optimizar y mejorar la galvanoplastia y la tecnología de producción para entregar los módulos de espejo con el destacado desempeño requerido por la ESA.

Al completar esta "misión imposible" en 1998, como el entonces Director de Ciencia de la ESA, el Profesor Roger Bonnet lo describió algunos años antes, Media Lario fue reconocido en todo el mundo por la avanzada tecnología de replicación por galvanoplastia de níquel de la compañía.

Colector para litografía EUV de Media Lario. Los espejos colectores de ultravioleta extremo de Media Lario para litografía en semiconductores se basan en la inversión inicial en las tecnologías y las competencias necesarias para producir la óptica de los espejos de la nave XMM-Newton de la ESA. El colector para EUV se utilizará en la producción de la próxima generación de circuitos integrados de semiconductores, más rápidos y más pequeños.
Crédito: Media Lario Technologies.

La tecnología escindida de la utilizada para el XMM Newton produce chips más rápidos

"Después de la exitosa producción del telescopio de rayos X para el XMM-Newton de la ESA, Media Lario siguió ampliando la tecnología y la búsqueda de aplicaciones avanzadas y de mercados para esta capacidad única", explica Giovanni Nocerino, Presidente y CEO de Media Lario.

"La avanzada litografía EUV para la producción de chips necesita un mecanismo eficiente para la recogida y transporte de la luz EUV. Un diseño único de Media Lario, que es la configuración de "microscopio" del telescopio espacial, resultó ser una solución ideal para el problema del colector para litografía EUV."

Circuitos semiconductores.
Créditos: Make Things LLC / Wigimedia Commons.

"La buena noticia es que la industria de equipos de semiconductores y por consiguiente de dispositivos semiconductores, está haciendo una transición significativa hacia la litografía EUV y el espejo colector de incidencia rasante de Media Lario es un subsistema clave en habilitar esta transición".

Los espejos colectores de EUV para litografía en semiconductores se basan en la inversión original en las tecnologías y las competencias necesarias para el XMM-Newton. Los finos espejos ópticos altamente reflectantes (de 0,4 mm a 1 mm), ahora se pueden producir, con superficies ultra suaves, con una rugosidad de menos de 0,4 nm, acercándose a las 250 milésimas del espesor de un cabello humano promedio.

Procesadores más rápidos con la tecnología espacial escindida del XMM-Newton.

En el próximo año, el equipamiento con espejos EUV de Media Lario está previsto para entrar en pre-producción, antes de ser utilizado en la fabricación de chips en masa.

"Media Lario es ahora el principal desarrollador de tales espejos colectores de EUV y estamos trabajando con Nikon, Canon y ASML, los principales proveedores mundiales de sistemas de litografía para la industria de semiconductores", dice Giovanni Nocerino.

Según Frank M. Salzgeber, Jefe de la Oficina del Programa de Transferencia de Tecnología de la ESA, "este es un gran ejemplo de cómo una misión de la ciencia espacial genera tecnología de punta, que luego se utilizará para el beneficio de las aplicaciones diarias en la Tierra."

La industria espacial europea ha desarrollado un impresionante portafolio de tecnologías y conocimientos técnicos. Desde 1991, el Programa de Transferencia de Tecnología de la ESA, con su red europea de intermediarios de tecnología, ha promovido el uso de estas tecnologías más allá de los sistemas espaciales. Esto le ha dado muchas soluciones innovadoras para los productos y los servicios espaciales que mejoran nuestra vida cotidiana.

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Fuente:
Faster, cheaper chips from space technology

Cómo el penacho de polvo de Encelado alimenta el anillo E de Saturno

Los científicos descubren cómo los jets de hielo en la luna Encelado alimentan el anillo E de Saturno y causan el comienzo de algunas nevadas ligeras.

Tiras delgadas de material estirado, helado y brillante, a través de miles de kilómetros de los jets de hielo en el Polo Sur de Encelado, en el anillo E de Saturno. Esta imagen trasera, iluminada en la luz visible, fue tomada por la cámara de gran amgular de la nave espacial Cassini desde una distancia de 2.1 millones de kilómetros.
Imagen: NASA / JPL / Space Science Institute.

Las inmersiones de la "nariz" de Cassini a través del anillo E de Saturno han dado precisas ideas acerca del toma y daca de las partículas de hielo entre Encelado y el anillo. Algunos de los jets de esta luna tienen éxito en el disparo de los granos de hielo hacia el anillo E, como para formar parte del mismo. Pero incluso los granos de hielo que alcanzan el anillo E tienden a ser recapturados por Encelado en unas pocas órbitas a medida que la luna se mueve alrededor de Saturno. Esto fue descubierto por los científicos de los Institutos Max Planck de Física Nuclear mediante un detector de polvo a bordo de la nave espacial Cassini de la NASA / ESA. Para obtener estos conocimientos, se compararon los datos del modelo con los datos medidos por la nave espacial.

El descubrimiento de Cassini de un penacho procedente de Encelado fue un hallazgo importante en la ciencia planetaria, no sólo es, esta pequeña luna, curiosamente cálida y activa, la columna de hielo de agua y las eyecciones de vapor forman el anillo E e influyen en el sistema entero de Saturno. El equipo de la Cassini ha innovado en la manera de observar la pluma y la captura de partículas, empujando la nave espacial más allá de sus propósitos originales. Y así han sido recompensados con nuevas pistas sobre esta inusual luna y sus repercusiones de gran alcance.

La táctica de la Cassini en los últimos pasos, de la parte superior a la parte inferior del anillo E, ha permitido las observaciones de la extensión vertical y de la estructura del anillo. Las mediciones del analizador de polvo de la Cassini, en particular, han facilitado obtener detalles sobre la forma inesperada en que al anillo se le suministra el material, incluida la producción de partículas y la energía puesta en marcha de los jets de los penachos individuales en Encelado, de acuerdo con Sascha Kempf, del Instituto Max Planck para Física Nuclear en Heidelberg. Kempf, es el autor principal de un artículo que informa de estos resultados en la revista científica Icarus. El trabajo se basa en nuevos modelos y simulaciones a partir de las mediciones del analizador de polvo del anillo E.

Los autores dicen que algunos jets de los penachos son más fuertes que otros, y las propiedades de los granos de hielo que producen pueden variar significativamente de chorro a chorro. La mayoría de las partículas lanzadas desde los aberturas son recogidas por Encelado en alrededor de dos órbitas. Las partículas que escapan a la captura rápida podrían permanecer en el anillo por un estimado de 50 a 400 años.

Cuando el instrumento voló casi verticalmente a través del anillo E, los científicos encontraron lo que esperaban, una suave distribución Gaussiana, una curva de campana, de partículas como las que se encuentran en el anillo gossamer de Júpiter, con las partículas que se juntan en el medio y se reducen gradualmente hacia los límites externos del anillo. Algunos picos inesperados en los datos fueron atribuidos a las fluctuaciones estadísticas normales en la distribución de las partículas.

En un examen más minucioso, sin embargo, se halló que los picos en el perfil vertical del anillo reflejan la salida de partículas individuales de los chorros de Encelado. Los científicos encontraron que la actividad de cada jet se refleja en la estructura vertical del anillo. Los picos revelan que algunas aberturas, o respiraderos, disparan más material que los demás.

Las eyecciones de cada abertura pueden ser identificadas aún lejos de Encelado, informó el equipo. Al rastrear las trayectorias de partículas de hielo de vuelta a sus fuentes, determinaron, por ejemplo, que el jet del surco Cairo lanza eficientemente granos de hielo en el anillo E, mientras que menos partículas del surco Bagdad llegan tan lejos. Las simulaciones muestran que las partículas más grandes, las de más de 0,7 micrones, sólo pueden escapar al anillo E, si sus velocidades iniciales exceden significativamente la velocidad de escape de la superficie de Encelado, de 207 metros por segundo.

El nuevo modelo también muestra esos granos de hielo de la parte de polvo helada del penacho de Encelado, pero no de toda la luna con hielo fresco, y señala la ubicación y extensión de los depósitos de material del penacho. Independientemente de su tamaño, las partículas del penacho caen como "nevada" alrededor de las aberturas en las rayas de tigre, en la región polar sur, a un ritmo de alrededor de 0,5 milímetros por año. En general, la precipitación de las partículas se limita a esta área, dijo Kempf. Las mediciones anteriores de la Cassini en visible e infrarrojo indican que el tamaño de las partículas de hielo de agua aumentó en las zonas tectónicamente alteradas más allá de las rayas de tigre. Pero el nuevo modelo de medición del analizador de polvo muestra que las partículas más grandes de agua helada en el suelo son las más cercanos a las rayas de tigre y disminuyen de tamaño más allá de esa región.

La distribución superficial de las partículas de diferentes tamaños puede deberse a una variedad de procesos que incluyen material eyectado por el penacho, los golpes en la superficie de hielo por micrometeoritos o la intemperie. Puede haber otros procesos que determinan el tamaño del grano en el terreno del polo sur. Pequeños granos de hielo podrían ser recristalizados o se compactan, posiblemente en respuesta al calentamiento local cerca de las rejillas de las aberturas.

Los científicos encontraron que el campo magnético de Saturno también juega un papel en determinar cuán lejos vuela una partícula de un penacho. Las líneas de campo magnético del planeta pasan rápidamente Encelado y pueden llevarse los pequeños granos de hielo que son más sensibles a la fuerzal electromagnética. Partículas más grandes, más masivas son más susceptibles a la gravedad y tienden a caer de nuevo en Encelado.

Las partículas más pequeñas arrebatadas por el campo magnético de Saturno pueden hacer una escapada más duradera de Encelado. Si estas partículas no son capturados en una colisión con Encelado, pasan a formar parte del grupo de iones de agua que dominan la magnetósfera de Saturno.

La investigación se dirige a un objetivo científico específico de la misión Cassini: descubrir las diversas interacciones entre la magnetosfera de Saturno, las lunas y los anillos. Futuras mediciones a realizarse durante los pases casi verticales a través del anillo pueden ayudar a determinar otras características de los jets, incluyendo las variaciones en su actividad, dijeron los científicos. Proponen que la variación en los colores de los jets, posiblemente detectables por las cámaras de radiación visible e infrarroja de la Cassini y los espectrómetros, podría ser la clave para revelar el tamaño de los granos de hielo en el jet.

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Fuente:
Snowblower on Enceladus

La obra original:
S. Kempf, U. Beckmann, J. Schmidt,
How the Enceladus dust plume feeds Saturn’s E ring
Icarus 206, 446-457 (2010)